M• 2·108M σc 200 km s−1 −2 D 0.206265 −1 =000.04 (3.4.2) dove M•è la massa del SMBH in M , D è la distanza della galassia in Mpc e σcè la dispersione di velocità stellare centrale in km s−1eseguita entro un’apertura circolare di raggio re/8.
Determiniamo ora il diametro della sfera di influenza Dinfl=000.08 moltiplicando per un fattore 2 il raggio di influenza trovato. Dal valore ottenuto si nota che nonostante l’uso del telescopio HST, il quale ha una risoluzione angolare di 000.1, non è possibile risolvere la sfera di influenza del SMBH della galassia NGC 5377. Il diametro della sfera di influenza infatti risulta inferiore alla risoluzione angolare di HST.
È possibile calcolare il raggio della sfera di influenza del SMBH anche con il limite superiore di massa da noi trovato, nel caso in cui il disco di gas ionizzato abbia un’inclinazione i= 33◦e utilizzando il valore della dispersione di velocità σre/8. In questo caso otteniamo Rinfl=000.08 e Dinfl=000.16. Si nota che in questo caso sarebbe possibile risolvere la sfera di influenza della galassia NGC 5377.
3.5 Riassunto e conclusioni
In questo lavoro di tesi sono stati studiati i limiti superiori della massa del SMBH ospitato al centro di NGC 5377, una galassia a spirale barrata dell’universo vicino (D<100 Mpc) e con uno spettro nucleare disponibile nell’archivio di HST ottenuto con lo spettrografo STIS e il reticolo G750M. Questo studio è stato svolto per aumentare la statistica delle determinazioni di massa dei SMBH e analizzare il loro comportamento nell’ambito della relazione M•−σc, la quale permette di valutare il legame tra il SMBH e lo sferoide della galassia ospite al fine di indagare i processi di formazione ed evoluzione.
Abbiamo scelto una galassia con D < 100 Mpc che presentava nell’archivio di HST spettri a fenditura lunga ottenuti con lo spettrografo STIS e il reticolo G750M, nella regione spettrale λλ 6300−6870 Å in modo da includere le righe di emissione [N II] λλ 6548, 6583 Å, Hα λ 6563 Å e [S II] λλ 6716, 6731 Å. Gli spettri nucleari della galassia sono stati scaricati dall’archivio HST, ridotti e calibrati in lunghezza d’onda e in flusso attraverso una procedura scritta in linguaggio IRAF, in modo da rimuovere i raggi cosmici e correggere i pixel caldi con la precisione necessaria.
Attraverso una procedura scritta in linguaggio IDL abbiamo estratto gli spettri monodi-mensionali dallo spettro bidimensionale ridotto in precedenza. La procedura interpola con delle gaussiane le righe di emissione ottenute dalla somma di 3 righe (000.152) dello spettro centrate nella parte più brillante del continuo. Questa operazione viene fatta allo scopo di misurare la dispersione di velocità del gas. Ci siamo concentrati sullo studio del doppietto di righe di emissione [NII] λλ 6548, 6583 Å poiché risulta più brillante del doppietto [SII] λλ 6716, 6731 Å e poiché ha minor probabilità di essere influenzato dall’emissione proveniente dalle regioni di formazione stellare presenti intorno al nucleo come invece accade alla riga Hα λ 6563 Å.
Con la stessa procedura abbiamo poi costruito il profilo radiale del flusso della compo-nente stretta della riga [NII] λ 6583 Å lungo la direzione della fenditura, ipotizzando che il gas ionizzato si disponga in un disco sottile interno con inclinazione i =33◦e i = 81◦ e si muova in orbite circolari e kepleriane intorno ad un SMBH. Attraverso questi profili e l’uso di un’ulteriore procedura FORTRAN sono stati calcolati i limiti superiori di massa del SMBH
§3.5 − Riassunto e conclusioni 29
Figura 3.1:Confronto tra i limiti superiori di massa del SMBH di NGC 5377 e i valori del campione di galassie studiato da Beifiori et al. (2009) tenendo conto della distanza (in alto) e della morfologia della galassia ospite (in basso). I simboli sono come in Figura 1.3 e la linea spessa rappresenta la relazione M•−σcdi Ferrarese & Ford (2005).
della galassia NGC 5377. La procedura simula l’osservazione di un modello del disco di gas ionizzato con la stessa stumentazione usata nelle osservazioni reali. Fornendo al programma il valore della dispersione di velocità trovata precedentemente, quest’ultimo è in grado di fornire il valore della massa del SMBH che produce l’allargamento della riga di emissione osservato. Nel nostro caso otteniamo due valori M• <1.2·108M nel caso di un disco di gas ionizzato con una inclinazione pari a i =33◦e M• <3.2·107M nal caso i= 81◦. Questo valore, assieme a quello della dispersione di velocità stellare centrale σ0=169.7±8.3 km s−1 misurata da Ho et al. (2009) e corretta in σre/8 =160.9±7.9 km s−1attraverso la relazione di Jorgensen et al. (1995) è stato poi confrontato nella relazione M•−σcdi Ferrarese & Ford (2005) insieme con gli altri limiti superiori delle masse dei SMBH studiati da Beifiori et al. (2009).
Il punto rappresentativo il limite superiore della massa del SMBH di NGC 5377 si dispone sopra ed entro un 1σ (0.34 dex) dalla relazione M•−σc di Ferrarese & Ford (2005) come mostrato in Figura 3.1. NGC 5377 si comporta come gli altri oggetti studiati da Beifiori et
al. (2009) sia prendendo in considerazione la distanza che la morfologia. In particolare, il valore della massa del SMBH di questa galassia barrata non si discosta da quelli delle altre galassie lenticolari e a spirale finora studiate. Questo risultato avvalora l’idea che la larghezza della riga di emissione [N II] λ 6583 Å si un buon tracciante del potenziale gravitazionale nei nuclei delle galassie quiescenti e quindi della massa del loro SMBH.
Bibliografia
Aller, M. C., & Richstone, D. O. 2007, ApJ, 665, 120
Baggett, W. E., Baggett, S. M., & Anderson, K. S. J. 1998, AJ, 116, 1626 Beifiori, A., Courteau, S., Corsini, E. M., & Zhu, Y. 2012, MNRAS, 419, 2497 Beifiori, A., Sarzi, M., Corsini, E. M., et al. 2009, ApJ, 692, 856
Binney, J., & Tremaine, S. 2008, Galactic Dynamics (Princeton: Princeton University Press) Coccato, L., Sarzi, M., Pizzella, A., et al. 2006, MNRAS, 366, 1050
Dalla Bontà, E., Ferrarese, L., Corsini, E. M., et al. 2009, ApJ, 690, 537
de Vaucouleurs, G., de Vaucouleurs, A., Corwin, H. G., Jr. et al. 1991, Third Reference Catalogue of Bright Galaxies (Berlin: Springer-Verlag)
Einstein, A. 1915, SPAW, 4, 778
Feoli, A., & Mancini, L. 2009, ApJ, 703, 1502 Ferrarese, L. 2002, ApJ, 578, 90
Ferrarese, L., & Ford, H. 2005, SSRv, 116, 523 Ferrarese, L., & Merritt, D. 2000, ApJ, 539, L9
Ferrarese, L., Cote, P., Dalla Bontà, E., et al. 2006, ApJ, 644, L21 Gebhardt, K., Bender, R., Bower, G., et al. 2000, ApJ, 539, L13 Gebhardt, K., Richstone, D., Tremaine, S., et al. 2003, ApJ, 583, 92 Gillessen, S., Eisenhauer, F., Trippe, S., et al. 2009, ApJ, 692, 1075
Graham, A. W., Erwin, P., Trujillo, I., & Asensio Ramos, A. 2003, AJ, 125, 2951 Graham, A. W., & Li, I.-H. 2009, ApJ, 698, 812
Graham, A. W., & Scott N. 2013, ApJ, 764, 151
Graham, A. W., Erwin, P., Caon, N., & Trujillo, I. 2001, ApJ, 563, L11 Greene, J. E., Ho, L. C., & Barth, A. J. 2008, ApJ, 688, 159
H¨aring, N., & Rix, H.-W. 2004, ApJ, 604, L89
Hartmann, M., Debattista, V. P., Cole, D. R., et al. 2013, MNRAS, sottomesso (arXiv:1309.2634) Ho, L. C., Darling, J., & Greene, J. E. 2008, ApJ, 681, 128
Ho, L. C., Greene, J. E., Filippenko, A. V., & Sargent, W. L. W. 2009, ApJS, 183, 1 Hopkins, P. F., Hernquist, L., Cox, T. J., Robertson, B., & Krause, E. 2007, ApJ, 669, 45 Hu, J. 2008, MNRAS, 386, 2242
Jorgensen, I., Franx, M., & Kjaergaard, P. 1995, MNRAS, 276, 1341 Kerr, R. P. 1963, PhRvL, 11, 237
Kormendy, J., & Bender, R. 2011, Nature, 469, 377 Kormendy, J., & Ho, L. C. 2013, ARA&A, 51, 511 Kormendy, J., & Richstone, D. 1995, ARA&A, 33, 581
Krist, J., & Hook, R. 1999, Tiny Tim User’s Guide (Baltimore: STScI) 31
Lauer, T. R., Tremaine, S., Richstone, D., & Faber, S. M. 2007, ApJ, 670, 249 Magorrian, J., Tremaine, S., Richstone, D., et al. 1998, AJ, 115, 2285
Marconi, A., & Hunt, L. K. 2003, ApJ, 589, L21
Masiero, S. 2006, Tesi di laurea, Università degli Studi di Padova
Osterbrok, D. E. 1989, Astrophysics of Gaseous Nebulae and Active Galactic Nuclei (Mill Valley: University Science Books)
Pizzella, A., Corsini, E. M., Dalla Bontà, E., et al. 2005, ApJ, 631, 785 Pota, V., Graham, A. W., Forbes, D. A., et al. 2013, MNRAS, 433, 235 Sarzi, M., Rix, H.-W., Shields, J. C., et al. 2002, ApJ, 567, 237
Schwarzschild, K. 1916, SPAW, 3, 189 Seyfert, C. K. 1943, ApJ, 97, 28
van Dokkum, P. G. 2001, PASP, 113, 1420